جسم مضغوط

في علم الفلك ، يشير مصطلح "الجسم المضغوط " (أو "النجم المضغوط ") إلى الأقزام البيضاء والنجوم النيوترونية والثقوب السوداء . وقد يشمل أيضًا النجوم الغريبة إذا تأكد وجود هذه الأجسام الكثيفة الافتراضية. تتميز جميع الأجسام المضغوطة بكتلة عالية مقارنة بنصف قطرها ، مما يمنحها كثافة عالية جدًا مقارنة بالمادة الذرية العادية . يُستخدم هذا المصطلح كتعميم للحالات التي لا تُعرف فيها الطبيعة الدقيقة لتأثير جاذبي كبير محصور في نصف قطر صغير.

بما أن معظم أنواع الأجسام المدمجة تمثل نهايات مراحل تطور النجوم ، فإنها تُسمى أيضًا ببقايا النجوم ، وقد تُطلق عليها في بعض التقارير الإعلامية الشائعة اسم النجوم الميتة . وتعتمد حالة ونوع بقايا النجم بشكل أساسي على كتلة نجمه الأصلي. ويُطلق على الجسم المدمج الذي لا يُعد ثقبًا أسود اسم النجم المنحط .

في يونيو 2020، أفاد علماء الفلك بتضييق نطاق مصدر انفجارات الراديو السريعة (FRBs)، والتي قد تشمل الآن بشكل معقول "اندماجات الأجسام المدمجة والنجوم المغناطيسية الناشئة عن المستعرات العظمى الناتجة عن انهيار النواة العادي ". ^{[ 1 ] [ 2 ]}

تُعدّ المرحلة النهائية المعتادة لتطور النجوم هي تكوّن نجم مضغوط. فكل نجم نشط سيتطور في نهاية المطاف إلى نقطة لا يستطيع فيها ضغط الإشعاع الخارجي الناتج عن الاندماج النووي في باطنه مقاومة جاذبيته. وعندها، ينهار النجم تحت وطأة ثقله ويخضع لعملية الموت النجمي . بالنسبة لمعظم النجوم، ينتج عن ذلك تكوّن بقايا نجمية كثيفة ومضغوطة للغاية، تُعرف أيضًا بالنجم المضغوط.

لا تنتج الأجسام المدمجة طاقة داخلية، ولكنها - باستثناء الثقوب السوداء - تشع عادةً لملايين السنين بالحرارة الزائدة المتبقية من الانهيار نفسه. ^{[ 3 ]}

وفقًا لأحدث الفهم، يمكن أن تتشكل النجوم المدمجة أيضًا خلال مراحل الانفصال الطوري للكون المبكر بعد الانفجار العظيم . ^{[ 4 ]} لم يتم تحديد الأصول البدائية للأجسام المدمجة المعروفة على وجه اليقين.

على الرغم من أن الأجسام المدمجة قد تشعّ، وبالتالي تبرد وتفقد طاقتها، إلا أنها لا تعتمد على درجات الحرارة العالية للحفاظ على بنيتها، كما هو الحال مع النجوم العادية. وباستثناء الاضطرابات الخارجية وتحلل البروتونات ، يمكنها البقاء إلى الأبد تقريبًا. ومع ذلك، يُعتقد عمومًا أن الثقوب السوداء تتبخر نهائيًا بفعل إشعاع هوكينغ بعد تريليونات السنين. ووفقًا لنماذجنا القياسية الحالية لعلم الكونيات الفيزيائي ، ستتطور جميع النجوم في نهاية المطاف إلى نجوم مدمجة باردة ومظلمة، بحلول الوقت الذي يدخل فيه الكون ما يُسمى بالعصر المنحط في مستقبل بعيد جدًا.

قد يشمل تعريف أوسع للأجسام المدمجة أجسامًا صلبة أصغر حجمًا مثل الكواكب والكويكبات والمذنبات ، لكن هذا الاستخدام أقل شيوعًا. توجد مجموعة متنوعة بشكل ملحوظ من النجوم وغيرها من تجمعات المادة الساخنة، ولكن وفقًا للديناميكا الحرارية ، فإن جميع المادة في الكون ستنتهي في النهاية على شكل جسيمات باردة متناثرة أو شكل من أشكال الأجسام النجمية أو شبه النجمية المدمجة .

تتكون النجوم التي تُسمى الأقزام البيضاء أو المتدهورة بشكل رئيسي من مادة متدهورة ؛ عادةً ما تكون نوى كربون وأكسجين في بحر من الإلكترونات المتدهورة. تنشأ الأقزام البيضاء من لبّ نجوم التسلسل الرئيسي ، ولذلك تكون شديدة الحرارة عند تكوّنها. ومع برودتها، يزداد احمرارها ويخفت ضوؤها حتى تتحول في النهاية إلى أقزام سوداء داكنة . رُصدت الأقزام البيضاء في القرن التاسع عشر، ولكن لم يُفسّر سبب كثافتها وضغطها العاليين للغاية إلا في عشرينيات القرن العشرين.

معادلة الحالة للمادة المنحلة هي "لينة"، مما يعني أن إضافة المزيد من الكتلة ستؤدي إلى جسم أصغر. ومع استمرار إضافة الكتلة إلى ما بدأ كقزم أبيض، يتقلص الجسم وتزداد كثافته المركزية، مع ارتفاع طاقات الإلكترونات المنحلة. بعد أن تنمو كتلة النجم المنحل بما يكفي ليتقلص نصف قطره إلى بضعة آلاف من الكيلومترات فقط، ستقترب الكتلة من حد تشاندراسيكار - الحد النظري الأعلى لكتلة القزم الأبيض، والذي يبلغ حوالي 1.4 _ضعف  كتلة الشمس ( M☉ ).

إذا أُزيلت المادة من مركز قزم أبيض وضُغطت ببطء، ستُجبر الإلكترونات أولًا على الاندماج مع النوى، مُحوّلةً بروتوناتها إلى نيوترونات عبر اضمحلال بيتا العكسي . سينزاح التوازن نحو نوى أثقل وأغنى بالنيوترونات، وهي غير مستقرة عند الكثافات اليومية. ومع ازدياد الكثافة، تصبح هذه النوى أكبر حجمًا وأقل ترابطًا. عند كثافة حرجة تبلغ حوالي 4 × 10^{عند كثافة 14} كجم/م³ ^- والتي تُسمى خط تقطير النيوترونات - تميل نواة الذرة إلى التحلل إلى بروتونات ونيوترونات غير مرتبطة. وإذا تم ضغطها أكثر، فستصل في النهاية إلى نقطة تكون فيها كثافة المادة في حدود كثافة نواة الذرة - حوالي 2 × 10⁻³¹⁷  كجم/م ^3. عند هذه الكثافة، ستكون المادة في الغالب عبارة عن نيوترونات حرة، مع تشتت طفيف للبروتونات والإلكترونات.

في بعض النجوم الثنائية التي تحتوي على قزم أبيض، تنتقل الكتلة من النجم المرافق إلى القزم الأبيض، مما يدفعه في النهاية إلى تجاوز حد تشاندراسيكار . تتفاعل الإلكترونات مع البروتونات لتكوين النيوترونات، وبالتالي تفقد قدرتها على توفير الضغط اللازم لمقاومة الجاذبية، مما يؤدي إلى انهيار النجم. إذا كان مركز النجم يتكون في معظمه من الكربون والأكسجين، فإن هذا الانهيار الجذبي سيُشعل اندماجًا متسارعًا للكربون والأكسجين، مما ينتج عنه مستعر أعظم من النوع Ia يُفجّر النجم بالكامل قبل أن يصبح الانهيار غير قابل للعكس. أما إذا كان المركز يتكون في معظمه من المغنيسيوم أو عناصر أثقل، فإن الانهيار يستمر. ^{[ 5 ] [ 6 ] [ 7 ]} ومع ازدياد الكثافة، تتفاعل الإلكترونات المتبقية مع البروتونات لتكوين المزيد من النيوترونات. يستمر الانهيار حتى (عند كثافة أعلى) تصبح النيوترونات متحللة. يصبح التوازن الجديد ممكنًا بعد أن يتقلص النجم بمقدار ثلاثة رتب ، إلى نصف قطر يتراوح بين 10 و20  كيلومترًا. هذا نجم نيوتروني .

على الرغم من أن أول نجم نيوتروني لم يُرصد إلا في عام 1967 عند اكتشاف أول نبض راديوي ، فقد اقترح بادي وزويكي وجود النجوم النيوترونية في عام 1933، أي بعد عام واحد فقط من اكتشاف النيوترون في عام 1932. أدركا أن كثافة النجوم النيوترونية العالية تجعل انهيار نجم عادي إلى نجم نيوتروني يُحرر كمية هائلة من طاقة الوضع التثاقلية ، مما يُقدم تفسيرًا محتملاً للمستعرات العظمى . ^{[ 8 ] [ 9 ] [ 10 ]} هذا هو تفسير المستعرات العظمى من النوع Ib وIc و II . تحدث هذه المستعرات العظمى عندما يتجاوز لب الحديد لنجم ضخم حد تشاندراسيكار وينهار إلى نجم نيوتروني.

مثل الإلكترونات، تُعدّ النيوترونات فرميونات . ولذلك، فهي تُوفّر ضغط انحلال النيوترونات لدعم النجم النيوتروني ومنع انهياره. إضافةً إلى ذلك، تُوفّر تفاعلات التنافر بين النيوترونات ضغطًا إضافيًا. وكما هو الحال مع حد تشاندراسيكار للأقزام البيضاء، توجد كتلة حدية للنجوم النيوترونية: حد تولمان-أوبنهايمر-فولكوف ، حيث لا تعود هذه القوى كافية لدعم النجم. ولأن القوى في المادة الهادرونية الكثيفة غير مفهومة جيدًا، فإن هذا الحد غير معروف بدقة، ولكن يُعتقد أنه يتراوح بين 2 و 3 أضعاف كتلة الشمس _. إذا تراكمت كتلة أكبر على النجم النيوتروني، فسيتم الوصول في النهاية إلى هذا الحد الكتلي. وما سيحدث بعد ذلك ليس واضحًا تمامًا. 

مع ازدياد الكتلة، يتجاوز التوازن ضد الانهيار الجذبي نقطة انهياره. وبمجرد أن يصبح ضغط النجم غير كافٍ لموازنة الجاذبية، يحدث انهيار جاذبي كارثي في ​​غضون أجزاء من الثانية. وتصل سرعة الإفلات على السطح، والتي تبلغ بالفعل ثلث  سرعة الضوء على الأقل، بسرعة إلى سرعة الضوء نفسها. عند هذه النقطة، لا تستطيع أي طاقة أو مادة الإفلات، ويتشكل ثقب أسود . ولأن كل الضوء والمادة محصوران داخل أفق الحدث ، يبدو الثقب الأسود أسودًا تمامًا ، باستثناء احتمال وجود إشعاع هوكينغ خافت للغاية . ويُفترض أن الانهيار سيستمر داخل أفق الحدث.

في النظرية الكلاسيكية للنسبية العامة ، تتشكل نقطة تفرد جاذبي لا تتجاوز حجم نقطة واحدة . قد يحدث توقف جديد للانهيار الجاذبي الكارثي عند حجم يُقارب طول بلانك ، ولكن عند هذه الأطوال، لا توجد نظرية جاذبية معروفة للتنبؤ بما سيحدث. إضافة أي كتلة إضافية إلى الثقب الأسود ستؤدي إلى زيادة نصف قطر أفق الحدث خطيًا مع كتلة نقطة التفرد المركزية. سيؤدي هذا إلى تغييرات معينة في خصائص الثقب الأسود، مثل تقليل الإجهاد المدّي بالقرب من أفق الحدث، وتقليل شدة المجال الجاذبي عند الأفق. مع ذلك، لن تحدث أي تغييرات نوعية أخرى في البنية المرتبطة بأي زيادة في الكتلة.

النجم الغريب هو نجم مضغوط افتراضي يتكون من مواد أخرى غير الإلكترونات والبروتونات والنيوترونات ، ويتوازن ضد الانهيار الجذبي بفعل ضغط الانحلال أو خصائص كمومية أخرى. وتشمل هذه النجوم الغريبة (المكونة من مادة غريبة ) ونجوم البريون (المكونة من البريونات )، وهي فكرة أكثر تخمينًا .

النجوم الغريبة هي مجرد فرضية، لكن رصدًا أجراه مرصد تشاندرا للأشعة السينية في 10 أبريل 2002، كشف عن نجمين مرشحين للغرابة، أُطلق عليهما اسمي RX J1856.5-3754 و 3C58 ، واللذان كان يُعتقد سابقًا أنهما نجمان نيوترونيان. وبناءً على قوانين الفيزياء المعروفة، بدا الأول أصغر بكثير والثاني أبرد بكثير مما ينبغي، مما يشير إلى أنهما يتكونان من مادة أكثر كثافة من النيوترونيوم . ومع ذلك، قوبلت هذه الرصدات بتشكيك من قبل الباحثين الذين يقولون إن النتائج لم تكن قاطعة.

استنادًا إلى مبدأ عدم اليقين المعمم (GUP)، الذي اقترحته بعض مناهج الجاذبية الكمومية مثل نظرية الأوتار والنسبية الخاصة المزدوجة ، دُرِسَ تأثير هذا المبدأ على الخصائص الديناميكية الحرارية للنجوم المدمجة ذات المكونين المختلفين مؤخرًا. ^{[ 15 ]} لاحظ توفيق وآخرون أن وجود تصحيح الجاذبية الكمومية يميل إلى مقاومة انهيار النجوم إذا كانت قيمة معامل مبدأ عدم اليقين المعمم تقع بين مقياس بلانك ومقياس التفاعل الكهروضعيف. وبالمقارنة مع مناهج أخرى، وُجِدَ أن أنصاف أقطار النجوم المدمجة يجب أن تكون أصغر، وأن زيادة الطاقة تُقلل من أنصاف أقطارها.

• تكوين المجرات وتطورها

• بلاشكه، د.؛ فريدريكسون، س.؛ غريغوريان، هـ.؛ أوزتاش، أ.؛ ساندين، ف. (2005). "مخطط طور مادة الكواركات ثلاثية النكهات في ظل قيود النجوم المدمجة". مجلة Physical Review D. 72 ( 6) 065020. arXiv : hep-ph/0503194 . Bibcode : 2005PhRvD..72f5020B . doi : 10.1103/PhysRevD.72.065020 . S2CID 119356279 . 
• ساندين، ف. (2005). "النجوم المدمجة في النموذج القياسي - وما بعده". المجلة الأوروبية للفيزياء ج . 40 (2): 15-22 . arXiv : astro-ph/0410407 . Bibcode : 2005EPJC...40...15S . doi : 10.1140/epjcd/s2005-03-003-y . S2CID 119495444 . {{cite journal}}: CS1 maint: unflagged free DOI ( link )
• ساندين، ف. (2005). أطوار المادة الغريبة في النجوم المدمجة (ملف PDF) (أطروحة). جامعة لوليا للتكنولوجيا .